ボンドアルベド

ボンドアルベド（球状アルベド、惑星アルベド、ボロメトリックアルベドとも呼ばれる）は、アメリカの天文学者ジョージ・フィリップス・ボンド（1825年 - 1865年）にちなんで名付けられ、天体に入射した全電磁放射のうち宇宙空間に散乱して戻ってくる 放射量の割合です。

ボンドアルベドは、あらゆる波長とあらゆる位相角で物体から散乱されるすべての光を考慮するため、物体が吸収するエネルギー量を決定するために必要な量です。これは、物体の平衡温度を決定するために非常に重要です。

太陽系の外縁部の天体は地球から常に非常に低い位相角で観測されるため、それらのボンドアルベドを測定するための唯一の信頼できるデータは宇宙船から得られます。

ボンドアルベド（A ）は幾何学的アルベド（p）と次の式で 関係している。

${\displaystyle A=pq}$

ここでqは位相積分と呼ばれ、方向散乱フラックスI ( α )を位相角α（全波長と方位角にわたって平均）で表したもので、

${\displaystyle q=2\int _{0}^{\pi }{\frac {I(\alpha )}{I(0)}}\sin \alpha \,d\alpha .}$

位相角 α は、放射源 (通常は太陽) と観測方向の間の角度で、放射源に向かって散乱する光の場合は 0 度、放射源に向かって観測する場合は 180 度まで変化します。たとえば、衝または満月を観測する場合、α は非常に小さくなりますが、逆光の対象物または新月の場合は α は 180 度に近くなります。

ボンドアルベドは、すべての散乱光（物体自体からの放射は含まない）を含むため、厳密に 0 から 1 の間の値となります。これは、1 を超えることがある幾何学的アルベドなどの他の アルベドの定義とは対照的です。ただし、一般的に、ボンドアルベドは、対象となる物体の表面と大気の特性に応じて、幾何学的アルベドよりも大きくなったり小さくなったりすることがあります。

例: ^[1]

• アルベド
• 幾何学的アルベド

• 月のアルベドに関する議論